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Dieser Zyklus wird gelegentlich auch Kohlen-Stickstoff-Zyklus (C-N-Zyklus) genannt, da diese beiden Elemente in ihm eine Rolle spielen. Beim Zyklusbeginn stößt ein Kohlenstoffatom vom Atomgewicht 12 mit einem Proton (Wasserstoffkern) zusammen und vereinigt sich zu einem instabilen Stickstoffisotop mit dem Atomgewicht 13. Zu Ende dieses Zyklus kommt das am Anfang hineingesteckte Kohlenstoffatom unverändert wieder heraus. Stickstoff (Atomgewicht 15) und ein Proton teilen sich auf in eben diese Kohlenstoffatom und ein Heliumatom (Atomgewicht 4).
Abb. 5.1
Das Kohlenstoffatom spielt also nur eine Art Katalysator in dieser Reaktion. Die Energieabgabe geschieht entweder in Form von kinetischer Energie durch die an zwei Stellen herausfliegenden Neutrinos und Positronen oder vor allem durch Gammastrahlung. Bei derartigen atomaren Reaktionen (hier Kernschmelze oder Kernfusion) wird nach der aus der speziellen Relativitätstheorie stammenden Formel "E = m*c²" Masse in Energie verwandelt. Für die einzelne Verwandlung von 4 Wasserstoffkernen zu einem Heliumkern gilt also folgende Rechnung:
Atomkern Atomgewicht
Wasserstoffkern 1,008
Heliumkern 4,004
Bei 4 Wasserstoffkernen, welche zu einem Heliumkern verschmelzen, ergibt sich eine Differenz von 0,028 Atomgewichtseinheiten (Massendefekt). Diese Differenz ist direkt in Energie in der Höhe von 25,0 Millionen Elektronenvolt (25 MeV) oder 4 * 10-12 J umgewandelt worden. (1 eV ≈ 1.602 × 10-19 J)
12C + 1H → 13N + γ + 1,95 MeV 1,3⋅107 Jahre
13N → 13C + e+ + νe + 1,37 MeV 7 Minuten
13C + 1H → 14N + γ + 7,54 MeV 2,7⋅106 Jahre
14N + 1H → 15O + γ + 7,35 MeV 3,2⋅108 Jahre
15O → 15N + e+ + νe + 1,86 MeV 82 Sekunden
15N + 1H → 12C + 4He + 4,96 MeV 1,12⋅105 Jahre
Die einzelnen Schritte dieses Zyklus dauern verschieden lang - der langsamste ist im Mittel der Einfang des 3. Protons mit 320 Millionen Jahren. Diese sehr zeitaufwendigen Schritte machen diesen Zyklus für Laborversuche nutzlos - eine weitere Voraussetzung, die zwar auf der Sonne gegeben ist, auf der Erde aber nicht erreicht werden kann. Auf der Sonne laufen diese Schritte nebeneinander, weshalb eine kontinuierliche und ergiebige Energieerzeugung gewährleistet ist.
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